Multivers Niveau I: Régions Infinies et Votre Jumeau Cosmique

Revenons à votre jumeau éloigné. Si l'espace est infini et que la distribution de la matière est suffisamment uniforme à grande échelle, alors même les événements les plus improbables doivent se produire quelque part. En particulier, il existe une infinité d'autres planètes habitées, incluant non seulement une mais une infinité de personnes ayant la même apparence, le même nom et les mêmes souvenirs que vous. En effet, il existe une infinité d'autres régions de la taille de notre univers observable, où chaque histoire cosmique possible se déroule. C'est le multivers de niveau I.

Bien que les implications puissent sembler folles et contre-intuitives, ce modèle cosmologique spatialement infini est en fait le plus simple et le plus populaire sur le marché aujourd'hui. Il fait partie du modèle de concordance cosmologique, qui est en accord avec toutes les preuves observationnelles actuelles et est utilisé comme base pour la plupart des calculs et simulations présentés lors des conférences de cosmologie. En revanche, des alternatives telles qu'un univers fractal, un univers fermé et un univers multiconnexe ont été sérieusement remises en question par les observations. Pourtant, l'idée du multivers de niveau I a été controversée (en effet, une affirmation allant dans ce sens fut l'une des hérésies pour lesquelles le Vatican fit brûler Giordano Bruno sur le bûcher en 1600† ), alors passons en revue l'état des deux hypothèses (espace infini et distribution “suffisamment uniforme”).

Quelle est la taille de l'espace ? Sur le plan observationnel, la limite inférieure a considérablement augmenté sans indication de limite supérieure. Nous acceptons tous l'existence de choses que nous ne pouvons pas voir mais que nous pourrions voir si nous nous déplacions ou attendions, comme des navires au-delà de l'horizon. Les objets au-delà de l'horizon cosmique ont un statut similaire, car l'univers observable croît d'une année-lumière chaque année à mesure que la lumière provenant de plus loin a le temps de nous atteindre‡ . Puisque l'on nous enseigne à tous l'espace euclidien simple à l'école, il peut donc être difficile d'imaginer comment l'espace pourrait ne pas être infini — car qu'y aurait-il au-delà du panneau indiquant “L'ESPACE S'ARRÊTE ICI — ATTENTION AU TROU” ? Pourtant, la théorie de la gravité d'Einstein permet à l'espace d'être fini en étant connecté différemment de l'espace euclidien, par exemple avec la topologie d'une sphère quadridimensionnelle ou d'un beignet, de sorte que voyager loin dans une direction pourrait vous ramener de la direction opposée. Le fond diffus cosmologique permet des tests sensibles de ces modèles finis, mais n'a jusqu'à présent produit aucun support pour eux — les modèles infinis plats correspondent bien aux données et des limites fortes ont été placées sur la courbure spatiale et les topologies multiconnexes. De plus, un univers spatialement infini est une prédiction générique de la théorie cosmologique de l'inflation (Garriga & Vilenkin 2001b). Les succès frappants de l'inflation énumérés ci-dessous soutiennent donc davantage l'idée que l'espace est après tout simple et infini, comme nous l'avons appris à l'école.

Quelle est l'uniformité de la distribution de la matière à grande échelle ? Dans un modèle d'“univers insulaire” où l'espace est infini mais toute la matière est confinée à une région finie, presque tous les membres du multivers de niveau I seraient morts, ne consistant qu'en espace vide. De tels modèles ont été populaires historiquement, à l'origine avec l'île étant la Terre et les objets célestes visibles à l'œil nu, et au début du 20e siècle avec l'île étant la partie connue de la Voie lactée. Une autre alternative non uniforme est un univers fractal, où la distribution de la matière est auto-similaire et toutes les structures cohérentes dans la distribution cosmique des galaxies ne sont qu'une petite partie de structures cohérentes encore plus grandes. Les modèles d'univers insulaire et fractal ont tous deux été démolis par des observations récentes, comme le montre Tegmark (2002). Les cartes de la distribution tridimensionnelle des galaxies ont montré que la structure à grande échelle spectaculaire observée (groupes de galaxies, amas, superamas, etc.) cède la place à une uniformité ennuyeuse à grande échelle, sans structures cohérentes supérieures à environ 1024 m. Plus quantitativement, imaginez placer une sphère de rayon R à divers endroits aléatoires, mesurer la quantité de masse M enfermée à chaque fois et calculer la variation entre les mesures quantifiée par leur écart type ∆M . Les fluctuations relatives ∆M/M ont été mesurées comme étant de l'ordre de l'unité à l'échelle R ∼ 3 × 1023m, et diminuant à plus grande échelle. Le Sloan Digital Sky Survey a trouvé ∆M/M aussi petit que 1% à l'échelle R ∼ 1025 m et les mesures du fond diffus cosmologique ont établi que la tendance à l'uniformité se poursuit jusqu'au bord de notre univers observable (R ∼ 1027 m), où ∆M/M ∼ 10−5 . À moins de théories du complot où l'univers est conçu pour nous tromper, les observations parlent donc haut et fort : l'espace tel que nous le connaissons continue bien au-delà du bord de notre univers observable, regorgeant de galaxies, d'étoiles et de planètes.

La description physique du monde est traditionnellement divisée en deux parties : les conditions initiales et les lois de la physique spécifiant comment les conditions initiales évoluent. Les observateurs vivant dans des univers parallèles au niveau I observent exactement les mêmes lois de la physique que nous, mais avec des conditions initiales différentes de celles de notre volume de Hubble. La théorie actuellement privilégiée est que les conditions initiales (les densités et les mouvements de différents types de matière au début) ont été créées par des fluctuations quantiques pendant l'époque de l'inflation (voir section 3). Ce mécanisme quantique génère des conditions initiales qui sont à toutes fins pratiques aléatoires, produisant des fluctuations de densité décrites par ce que les mathématiciens appellent un champ aléatoire ergodique.§ Ergodique signifie que si vous imaginez générer un ensemble d'univers, chacun avec ses propres conditions initiales aléatoires, alors la distribution de probabilité des résultats dans un volume donné est identique à la distribution que vous obtenez en échantillonnant différents volumes dans un seul univers. En d'autres termes, cela signifie que tout ce qui aurait pu en principe arriver ici est en fait arrivé ailleurs.

L'inflation génère en fait toutes les conditions initiales possibles avec une probabilité non nulle, les plus probables étant presque uniformes avec des fluctuations au niveau 10−5 qui sont amplifiées par le regroupement gravitationnel pour former des galaxies, des étoiles, des planètes et d'autres structures. Cela signifie à la fois que presque toutes les configurations de matière imaginables se produisent dans un certain volume de Hubble lointain, et aussi que nous devrions nous attendre à ce que notre propre volume de Hubble soit assez typique — au moins typique parmi ceux qui contiennent des observateurs. Une estimation grossière suggère que la copie identique la plus proche 29 91 de vous est à environ ∼ 1010 m. À environ ∼ 1010 m, il devrait y avoir une sphère de rayon de 100 années-lumière identique à celle centrée ici, de sorte que toutes les perceptions que nous avons au cours du siècle prochain seront identiques à celles de nos 115 homologues là-bas. À environ ∼ 1010 m, il devrait y avoir un volume de Hubble entier identique au nôtre.∗∗ Cela soulève un point philosophique intéressant qui reviendra nous hanter dans la section V B : s'il existe en effet de nombreuses copies de “ vous ” avec des vies passées et des souvenirs identiques, vous ne seriez pas en mesure de calculer votre propre avenir même si vous aviez une connaissance complète de l'état entier du cosmos ! La raison en est qu'il n'y a aucun moyen pour vous de déterminer laquelle de ces copies est “ vous ” (elles ont toutes l'impression de l'être). Pourtant, leurs vies commenceront généralement à différer éventuellement, de sorte que le mieux que vous puissiez faire est de prédire les probabilités de ce que vous vivrez à partir de maintenant. Cela tue la notion traditionnelle de déterminisme.

Une théorie du multivers relève-t-elle de la métaphysique plutôt que de la physique ? Comme l'a souligné Karl Popper, la distinction entre les deux réside dans le fait de savoir si la théorie est empiriquement testable et réfutable. Contenir des entités inobservables ne rend clairement pas per se une théorie non testable. Par exemple, une théorie affirmant qu'il existe 666 univers parallèles, tous dépourvus d'oxygène, fait la prédiction testable que nous ne devrions observer aucun oxygène ici, et est donc exclue par l'observation.

Comme exemple plus sérieux, le cadre du multivers de niveau I est couramment utilisé pour exclure des théories en cosmologie moderne, bien que cela soit rarement explicité. Par exemple, les observations du fond diffus cosmologique (CMB) ont récemment montré que l'espace n'a presque pas de courbure. Les points chauds et froids dans les cartes du CMB ont une taille caractéristique qui dépend de la courbure de l'espace, et les points observés semblent trop grands pour être compatibles avec le modèle d'“univers ouvert” auparavant populaire. Cependant, la taille moyenne des points varie légèrement de manière aléatoire d'un volume de Hubble à l'autre, il est donc important d'être statistiquement rigoureux. Lorsque les cosmologistes disent que le modèle d'univers ouvert est exclu avec une confiance de 99,9%, ils veulent vraiment dire que si le modèle d'univers ouvert était vrai, alors moins d'un volume de Hubble sur mille montrerait des points CMB aussi grands que ceux que nous observons — par conséquent, le modèle entier avec tous ses volumes de Hubble infiniment nombreux est exclu, même si nous n'avons bien sûr cartographié le CMB que dans notre propre volume de Hubble.

La leçon à tirer de cet exemple est que les théories du multivers peuvent être testées et réfutées, mais seulement si elles prédisent ce qu'est l'ensemble des univers parallèles et spécifient une distribution de probabilité (ou plus généralement ce que les mathématiciens appellent une mesure) sur celui-ci. Comme nous le verrons dans la section V B, ce problème de mesure peut être assez sérieux et n'est toujours pas résolu pour certaines théories du multivers.